Наши космические пути - Коллектив авторов (читать книги онлайн полные версии .txt) 📗
Каких-либо закономерностей о времени вспышек космического излучения установить пока не удается.
Однако защита от солнечных вспышек космического излучения представляется вполне реальной.
Как известно, существуют радиационные пояса, представляющие собой зоны высокоинтенсивного излучения, состоящего из заряженных частиц, пойманных в ловушку, созданную магнитным полем Земли.
Исследованиями, проведенными на искусственных спутниках и космических ракетах, установлено, что вокруг Земли имеются две зоны излучений высокой интенсивности. Внешняя зона радиации простирается в плоскости экватора от 14 тысяч километров до 50-55 тысяч километров от поверхности Земли. В интервале 55-70° геомагнитных широт внешняя зона опускается до 4270-300 километров.
По составу излучения внешняя зона состоит из электронов широкого энергетического спектра. Поток электронов по всем направлениям, согласно данным, полученным различными авторами, составляет 108—1010 частиц на квадратный сантиметр в секунду.
Такой поток электронов может создать поверхностную дозу около 106 рентген в час. Однако электроны внешней зоны радиации легко поглощаются, и уже под защитой одного грамма легкого вещества на квадратный сантиметр поверхности доза радиации в этой зоне будет составлять всего лишь десятки рентген в час.
Таким образом, весьма незначительная защита может свести радиационную опасность во внешней зоне до минимума. Вместе с тем длительное пребывание в области максимума интенсивности внешней зоны может явиться опасным.
Экспериментами, проведенными на космических ракетах, установлено, что граница и максимум интенсивности радиации во внешней зоне меняются во времени Это создает дополнительные трудности в учете влияния радиации при космических полетах. Поэтому одной из важных задач является продолжительное наблюдение за границей внешней зоны и ее радиационной активностью, особенно в области высоких геомагнитных широт.
Внутренняя зона радиации располагается на высотах от 600 до 5000 километров от поверхности Земли. Частицы, входящие в состав внутренней зоны, — преимущественно протоны с энергией до 100 миллионов электроновольт. Наблюдаются также электроны, энергия которых не превышает 106электроновольт. Излучение во внутренней зоне более жесткое, чем во внешней. Доза радиации под защитой одного грамма легкого вещества на квадратный сантиметр поверхности составляет здесь порядка 10 рентген в час и весьма медленно убывает с увеличением защиты.
В отличие от внешней зоны радиация во внутренней зоне стабильна во времени. Защита от радиации в этой зоне требует применения значительного количества вещества. Продолжительные полеты во внутренней зоне без специальной защиты связаны со значительной радиационной опасностью.
Таким образом, нестабильность границ радиационных поясов и случайные увеличения активности космической радиации делают весьма актуальным контроль уровня космической радиации и детальное изучение нижних границ радиационных поясов.
Для решения указанных задач на борту космического корабля была установлена дозиметрическая аппаратура (радиометр).
В состав радиометра включены два газоразрядных и два сцинтилляционных счетчика. Один из газоразрядных счетчиков помещен под дополнительным поглотителем (экраном), состоящим из латуни и железа. Сцинтилляционный счетчик с фотоумножителем и кристаллом йодистого натрия размером 30x15 миллиметров размещался в одном блоке с газоразрядными счетчиками. Другой сцинтилляционный счетчик с фотоумножителем и кристаллом йодистого цезия толщиной 2 миллиметра был расположен снаружи. Для того чтобы на счетчик не действовал видимый свет, кристалл йодистого цезия был покрыт алюминиевой фольгой толщиной 7 микрон.
Газоразрядные счетчики, а также сцинтилляционный счетчик с кристаллом йодистого натрия дают информацию о числе частиц, прошедших через них. В то же самое время сцинтилляционные счетчики позволяют судить о суммарной ионизации, вызываемой прошедшими частицами.
Полученная информация, как о числе прошедших частиц, так и о суммарной ионизации,, вызванной этими частицами в кристаллах, даст количественные сведения об уровне (дозе) космической радиации.
Исследования ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца
Как известно, Солнце излучает энергию в очень широком интервале длин волн. Однако до земного наблюдателя доходит лишь небольшая область спектра этого излучения, пропускаемая земной атмосферой. С коротковолновой стороны спектра граница пропускания земной атмосферы лежит вблизи 2900 ангстрем (1 ангстрем равен 10-8 сантиметров).
Все коротковолновое излучение ниже этой границы поглощается земной атмосферой и проникает лишь до высот около 70 километров над поверхностью Земли. Исследование коротковолнового излучения представляет значительный наушный и практический интерес. В этой области спектра сосредоточено основное излучение солнечной короны и хромосферы — очень мало изученных внешних оболочек Солнца. Это излучение в то же время вызывает некоторые процессы, происходящие в земной атмосфере, в частности образование ионосферы.
Наиболее интересное излучение хромосферы Солнца в коротковолновой области спектра сосредоточено в спектральных линиях водорода и геллия. Наиболее интенсивной из этих линий является линия водорода с длиной волны 1216 ангстрем, так называемая линия лайман-альфа. Основное излучение солнечной короны сосредоточено в области мягкого рентгеновского излучения — короче 200 ангстрем, вплоть до нескольких ангстрем. Это излучение состоит из непрерывного спектра, обусловленного торможением электронов в поле ионов, и из спектральных линий, принадлежащих высокоионизованным атомам железа, кислорода, азота и других элементов, входящих в состав короны.
Солнечная корона не является единым образованием. В ней можно различать области, не соответствующие спокойной короне (излучение этих областей сосредоточено в интервале 200-60 ангстрем и соответствует цветовой температуре 700 000 - 1 000 000 градусов), и области так называемых конденсаций (характеризуемые температурой 1,5-2 миллиона градусов и излучением в области 50-10 ангстрем и короче).
Излучение хромосферы и короны не является постоянным во времени — оно подвержено более или менее глубоким изменениям, как очень медленным, связанным с общим циклом солнечной активности, так и быстрым, носящим характер возмущений. Особый интерес представляют так называемые хромосферные вспышки, развивающиеся за время от нескольких минут до нескольких десятков минут и захватывающие значительные участки поверхности Солнца, площадью вплоть до 109 квадратных километров, что соответствует около 1/1000 солнечной поверхности. Эти вспышки приводят к усилению спектральных линий хромосферы, в том числе линии лайман-альфа, и к усилению более жесткого излучения короны.
По-видимому, во время вспышек граница излучения короны доходит до 1-2 ангстрем и цветовая температура излучения соответствует 3 и более миллионам градусов.
Абсолютные значения энергии, излучаемой хромосферой и короной, сравнительно невелики по сравнению с энергией, излучаемой фотосферой Солнца. Так, поток энергии от линии водорода лайман-альфа на границе земной атмосферы составляет по порядку величины 1-10 эрг на квадратный сантиметр в секунду, поток от короны в области 100-60 ангстрем составляет 0,1-1 эрг на квадратный сантиметр в секунду, а поток излучения с длиной волны короче 10 ангстрем — порядка 10-4—10-2 эрга на квадратный сантиметр в секунду. Существенной особенностью коротковолнового излучения является, однако, его активность. Оно ионизует газы, составляющие земную атмосферу, и способно проникать сравнительно глубоко в толщу атмосферы. В частности, нижний слой ионосферы, так называемый слой Д, лежащий на высоте порядка 70 километров, обусловлен ионизующим действием линии лайманальфа. Быстрые изменения высоты этого слоя, приводящие к нарушению радиосвязи, по-видимому, связаны с появлением рентгеновского излучения короче 5-6 ангстрем во время вспышек.
